История всего
Шрифт:
Все поверхности с положительной кривизной обладают не только некой конкретной ограниченной площадью, но и ограниченным объемом. Для положительно искривленного космоса характерна следующая особенность: если вы покинете Землю и отправитесь в путешествие, на которое отведено очень и очень много времени, вы рано поздно вернетесь в пункт отправления, как Магеллан, путешествующий вокруг света. В отличие от сферических поверхностей с положительной кривизной, отрицательно искривленные пространства простираются бесконечно, хоть и не являются плоскими. Двухмерная поверхность с отрицательной кривизной напоминает собой бесконечное конное седло: в одном направлении оно загибается «вверх» (сзади наперед), а в другом — «вниз» (справа налево).
Если космологическая постоянная равна нулю, нам хватит всего двух чисел того, чтобы описать общие свойства Вселенной.
Оба значения можно найти с помощью точного измерения скоростей, с которыми объекты, расположенные от нас на разных расстояниях, удаляются еще дальше. Связь между расстоянием и этой скоростью — то, как быстро скорость удаления от нас галактик растет с увеличением расстояния до них, — позволяет получить значение постоянной Хаббла, а незначительные отклонения от общей тенденции, которые можно обнаружить только при изучении наиболее удаленных от нас объектов, помогают определить кривизну пространства. Когда астрономы наблюдают за объектами в миллиардах световых лет от Млечного Пути, они смотрят в столь далекое прошлое, что видят Вселенную не такой, какая она сейчас, но такой, какой она была спустя гораздо меньшее время с момента Большого взрыва. Наблюдения за галактиками в пяти и более миллиардах световых лет от Млечного Пути позволяют космологам восстановить картину огромной части истории расширяющейся Вселенной, в том числе стать свидетелями того, как менялась скорость расширения со временем, что и есть ключ к определению типа и значения кривизны пространства. Этот инструмент действителен хотя бы потому, что степень искривления пространства провоцирует малозаметные изменения в скорости, с которой Вселенная расширялась на протяжении последних нескольких миллиардов лет.
На практике астрофизики пока не могли реализовать эту заманчивую программу: у них не было возможности с достаточной точностью назвать приблизительные расстояния до галактических кластеров в миллиардах световых лет от Земли. Правда, у них оставался один козырь: если бы им удалось измерить среднюю плотность всего вещества во Вселенной — среднее количество граммов вещества на один кубический сантиметр пространства, — они могли бы сравнить полученное число с «критической плотностью», значение которой было предсказано в описывающих расширяющуюся Вселенную уравнениях Эйнштейна. Критическая плотность определяет точную плотность вещества, соответствующую Вселенной с нулевой кривизной пространства. Если фактическая плотность оказывается выше этого значения — перед нами Вселенная с положительной кривизной. В таком случае (и при нулевой космологической постоянной) Вселенная в какой-то момент прекратит расширяться и начнет сокращаться. Если же фактическая плотность равняется критической или оказывается ниже ее значения, тогда Вселенная будет расширяться бесконечно. Полноценное равенство фактического и критического значения плотности возможно в космосе с нулевой кривизной, а во Вселенной с отрицательным искривлением фактическая плотность меньше критической.
К середине 1990-х годов космологи поняли, что, даже если учесть в расчетах всю темную материю, к тому моменту уже обнаруженную по ее гравитационному воздействию на обычное видимое вещество, суммарная плотность вещества в нашей Вселенной едва достигнет и четверти значения критической плотности. Результат не то что бы удивительный — он всего лишь подразумевает, что Вселенная никогда не перестанет расширяться и мы живем в космическом пространстве с отрицательной кривизной. Но это, безусловно, огорчило тех, кто уже привык считать, что кривизна пространства равна нулю.
Данное убеждение было основано на так называемой инфляционной модели Вселенной, которая получила свое название в эпоху стремительно растущего индекса потребительских цен [21] (да, неизобретательно). В 1979 году Алан Гут, физик из Стэнфордского центра линейного ускорителя, что в Калифорнии, выдвинул гипотезу о том, что в первые мгновения своего существования Вселенная расширилась с невероятной скоростью — столь высокой, что отдельные частички вещества разлетелись прочь друг от
21
Здесь присутствует отсылка к «инфляции» — термину, обозначающему рост цен в экономике.
Что же вызвало столь невообразимое расширение космоса? Гут предположил, что все космическое пространство, вероятно, прошло сквозь некое «фазовое превращение»: что-то вроде того, что происходит с водой, когда она очень быстро превращается в лед. После ряда существенных корректировок и дополнений от коллег Гута из Советского Союза, Объединенного Королевства и Соединенных Штатов идея ученого показалась столь заманчивой, что возглавила список теорий о зарождении Вселенной и оставалась на его первой строке в течение 20 лет.
Так почему же инфляция кажется столь заманчивой? Дело в том, что эпоха инфляции объясняет тот факт, что Вселенная со всеми ее общими свойствами выглядит одинаково, куда бы мы ни глядели: все, что мы видим (и на самом деле гораздо больше), появилось и раздулось из одной-единственной крошечной точки в пространстве, наделяя своими локальными свойствами целую огромную Вселенную. У теории есть и ряд других преимуществ, отметим только, что любители строить модели Вселенной в уме их признают. Но кое-что все же стоит упомянуть отдельно. Инфляционная модель дает один непосредственный и проверяемый прогноз: пространство нашей Вселенной должно быть плоским, без каких-либо положительных или отрицательных значений кривизны — таким же плоским, каким оно видится нам на уровне интуиции.
Согласно этой теории, плоская форма пространства является следствием того самого гигантского расширения, что произошло в эпоху инфляции. В качестве художественного примера вообразите себя на поверхности воздушного шарика — а теперь пускай он увеличится во столько раз, что вы даже нули: в множителе посчитать не сумеете. После такого расширения та часть шара, которую вы способны увидеть, будет казаться плоской, как бабушкин блинчик. Именно таким и должен в итоге оказаться тот космос, который мы в принципе смеем надеяться когда-либо измерить, — если, конечно, инфляционная модель окажется достоверной картинкой реальной Вселенной.
Однако суммарная плотность вещества достигает лишь около одной четверти от значения, необходимого для придания пространству совершенной плоскости. В 1980-х и 1990-х годах многие убежденные теоретики среди космологов верили: так как инфляционная модель должна оказаться верной, новые данные когда-нибудь закроют этот космический пробел в массе, выраженный в несоответствии фактической суммарной плотности вещества, указывавшей на отрицательную кривизну пространства и ее критического значения, необходимого плоского космоса. Их убежденная вера помогала им двигаться дальше, хотя убежденные наблюдатели среди космологов и насмехались над теоретиками за излишнее доверие к теоретическому анализу.
И тут насмешки прекратились.
В 1998 году две соперничавшие команды астрономов объявили о ряде новых открытий, которые подтверждали существование ненулевой космологической постоянной. Ее значение отличалось от того, что когда-то предложил Эйнштейн в целях сохранения статичности своей Вселенной. Была дана принципиально иная величина, и она показывала, что Вселенной предстоит расширяться бесконечно и все быстрее и быстрее.
Если бы теоретики просто заявили о том, что придумали еще одну модель Вселенной, мир вряд ли бы обратил на них серьезное внимание и недолго помнил бы об этом в принципе. В данном случае уважаемые эксперты по наблюдению за реальной Вселенной выказали друг к другу недоверие, проверили подозрительную активность своих соперников и обнаружили, что согласны и с данными, и с выводами друг друга. Результаты наблюдений не только подтверждали наличие космологической постоянной, не равной нулю, но и смогли приписать этой постоянной значение, делающее наше пространство плоским.